Popolazioni stellari risolte, appunti esame

Popolazioni stellari risolte - Barbara Lanzoni 2018-2019

Indice

• Parte 1 2
• Introduzione al corso 2
• Isocrone e tracce evolutive 3
• Caratteristiche principali delle isocrone alle diverse età 5
• Dal diagramma osservativo a quello teorico 8
• 1) Come passare dalla luminosità alla magnitudine osservata in una certa banda? 8
• 2) Come passare dalla temperatura al colore? 14
• Stima dell’età nelle popolazioni stellari risolte. 18
• Massa al turn off della sequenza principale: 18
• Età assoluta 22
• Età relativa 23
• Determinazione dell’età relativa: il metodo verticale 24
• Determinazione dell’età relativa: il metodo orizzontale 28
• Parte 2 34
• Effetti dell’abbondanza chimica sulle tracce evolutive e sulle isocrone 34
• Effetto della metallicità sulle tracce 34
• Effetto dell’abbondanza di He sulle tracce 35
• Effetto della metallicità sulle isocrone 35
• Effetto dell’abbondanza chimica sui tempi-scala evolutivi e su massa al turn-off. 36
• Determinazione fotometrica della metallicità: 37
• Cosa intendiamo per Z? 38
• Come si passa da [M/H] a Z? 39
• Come sfruttare le caratteristiche dell’RGB per ottenere una 43
• Stima fotometrica della metallicità globale? 43
• 1) RGB-colors 44
• 2) RGB-magnitudes 45
• 3) Slope dell’RGB 45
• Determinazione fotometrica di [M/H]: definire la procedura 46
• Applicazione: ricavare DM, E(B-V) & metallicità 51
• Calibrare il parametro di mixing length. 56
• Determinare la distribuzione di metallicità di un sistema multimetallico 64
• Parte 3 69
• Calibrare altre caratteristiche dell’RGB 69
• RGB-bump. 69
• RGB-bump e metallicità. 71
• RGB-bump e metallicità: calibrazione assoluta: 71
• RGB-bump e metallicità: calibrazione relativa: 72
• RGB bumps in Omega Centauri. 73
• RGB-tip. 74
• RGB-tip: come misurarlo empiricamente 76
• Morfologia dell’Horizontal Branch e il problema della perdita di massa 79
• 268 Morfologia dell’HB 79
• Morfologia dell’HB: effetto della metallicità 81
• Morfologia dell’HB: effetto dell’elio 81
• Metallicità: parametro primario che influenza la morfologia dell’HB 82
• Morfologia dell’HB e perdita di massa 85
• Stima della distanza. 89
• I metodo: relazione periodo-luminosità delle Cefeidi 89
• II metodo: RGB-tip 91
• III metodo: MS-fitting method 93
• IV metodo: WD cooling sequence fitting 96
• V metodo: livello dell’HB 98
• Piccolo capitolo su Gaia 101
• Parte 4 103
• SED di SSP & teorema del consumo del carburante 103
• SSP (Simple Stellar Population) 103
• Luminosità integrata 105
• Luminosità delle stelle non evolute (MS): 106
• Luminosità delle stelle evolute (post-MS): 108
• Flusso evolutivo specifico 114
• Il teorema del consumo di carburante 118
• Transizioni di fase (AGB e RGB). 121
• Transizioni di fase in differenti bande 122
• Come costruire una SED? 122
• Popolazioni non risolte: effetti delle transizioni di fase sulle magnitudini integrate e sul colore. 125
• Galassie ad alto redshift 127
• Conferma osservativa delle transizioni di fase di AGB e RGB. 131
• Parte 5 138
• Cenni di dinamica 138
• Tempo di rilassamento a due corpi. 138
• Modelli di King 140
• Fit dei profili di densità osservati con un modello di King 143
• Come misurare la dispersione di velocità (VD) degli ammassi globulari galattici? 146
• → Ammassi globulari sistemi stellari collisionali 152
• Incontri a 3 corpi 153
• Frizione dinamica 154
• Segregazione di massa 154
• Equipartizione dell’energia 155
• Catastrofe gravotermica 156
• Core collapse 157
• Spitzer instability 159
• Parte 6 160
• Popolazioni multiple negli ammassi globulari [Emanuele Dalessandro] 160
• (1) Evidenze osservative della presenza di multiple popolazioni negli ammassi globulari 160
• 269 GCs con differente abbondanza di Fe 160
• GCs con differente abbondanza di elementi leggeri (C,N,O,Na,Al…) 162
• La prima evidenza osservativa [evidenze spettroscopiche]: anticorrelazione CN-CH 162
• La seconda evidenza osservativa: anticorrelazione Na-O 163
• La terza evidenza osservativa: anomalie chimiche in stelle di MS 164
• Evidenze fotometriche di multiple popolazioni. 165
• (2) Proprietà generali delle multiple popolazioni 169
• (3) Come si formano ed evolvono le multiple popolazioni e gli ammassi globulari? 176
• Parte 7 179
• Terzan 5 179
• Distribuzione radiale delle due popolazioni. 184
• Profilo di densità e proprietà strutturali. 187
• Stima della massa. 188
• Pattern chimico 191
• Contesto: formazione dei bulge galattici 195
• Parte 8 199
• Blue stragglers 199
• Osservare popolazioni calde (nell’UV) 199
• Blue stragglers 201
• Doubled normalized ratio 209
• Ruolo della frizione dinamica nel minimo della distribuzione radiale. 212
• C’è un legame tra BSS e sistemi binari? 216
• Metodo alternativo esperimenti artificiali di stelle (nelle due regioni) 217
• Come distinguere tra BSS collisionali e BSS mass-transfer? 224
• → Cosa succede ad una BSS quando evolve, dopo la MS? BSS evolute 231
• Iron-Complex GCs. 235
• Parte 9 237
• Compagne di millisecond pulsar binarie (MSPs) in ammassi globulari 237
• Recycling-scenario 237
• Compagne ottiche di MSPs. 238
• Come si cercano le compagne ottiche? 239
• Risultati ottenuti. 244
• Parte 10 253
• Buchi neri di massa intermedia in ammassi globulari (IMBH) 253
• Possibili scenari di formazione. 254
• IMBH fingerprints 255
• IMBH fingerprints: difficoltà 257
• Alcuni risultati. 261

270 Mer 20/02/2019

Parte 1

Introduzione al corso

Obiettivo: passare dai modelli teorici alle osservazioni. Come le informazioni teoriche sulla struttura e sull’evoluzione stellare si traducono nei dati e nelle osservazioni e come le osservazioni vincolano i modelli teorici verso una descrizione corretta dal punto di vista fisico e realistica. Analisi delle proprietà osservative degli ammassi stellari e confronto con la teoria: le predizioni teoriche dei modelli hanno riscontro nella realtà? Quanto sono precise? Come faccio a capire, dalle osservazioni, la fisica che ci sta dietro? Cosa possiamo imparare dallo studio delle popolazioni stellari per la comprensione della struttura dell’Universo?

→ Popolazioni stellari risolte: riusciamo ad individuare le singole stelle, riusciamo a risolverle e ad osservarle come identità individuali. Le galassie più distanti, a redshift elevato, non sono risolte: vediamo solo la luce integrata, data dalla somma delle singole stelle.

“Vedo” le singole stelle nel senso che, al telescopio, posso misurare magnitudine (filtri fotometrici), colore (dall’indice di colore, magnitudine in più bande) [fotometria].

Dalla spettroscopia (righe in assorbimento nel caso delle singole stelle; prodotte dall’atmosfera che assorbe la radiazione uscente dalla fotosfera) ottengo le seguenti informazioni:

• → Velocità di rotazione (dallo shift del centroide dello spettro rispetto alla lunghezza d’onda di laboratorio misuro la velocità radiale, lungo la linea di vista).
• Dall’allargamento della riga misuro la rotazione della stella. Se abbiamo l’immagine di una galassia (luce non risolta), la luce è data da miliardi di stelle che si stanno muovendo radialmente con dei moti random → se questi moti random sono molto diversi allora la riga sarà molto allargata; se la velocità delle stelle è simile, la riga sarà stretta. L’allargamento della riga spettrale di luce integrata dà la dispersione di velocità del sistema (quanto sono diverse le velocità delle stelle). Nel caso di una singola stella, non ho componenti random di velocità di singole componenti quindi l’allargamento della riga non è una misura della dispersione di velocità bensì della rotazione della stella attorno al proprio asse.
• Dalla profondità della riga spettrale ottengo la composizione e l’abbondanza delle varie specie chimiche.

Dalla spettroscopia: velocità radiale, rotazione, composizione chimica.

C’è differenza tra spettroscopia per il calcolo della velocità radiale e di rotazione e quella per la stima della composizione chimica.

→ Per riuscire a misurare la profondità della riga ho bisogno di molta accuratezza: spettroscopia ad alta risoluzione spettrale: riesco a individuare le singole righe.

Per misurare velocità radiale e di rotazione, è sufficiente la spettroscopia a bassa/media risoluzione spettrale: non vedo le singole righe ma ciò basta perché comunque riesco a identificare il centroide.

Nel caso della stima della composizione chimica, ho bisogno di stelle estremamente brillanti in quanto le righe in assorbimento devono distaccarsi molto dal rumore di fondo → la chimica si riesce a fare solo per le stelle più brillanti, la velocità (di rotazione e radiale) si riesce invece a calcolare anche per le stelle più deboli.

Nel caso delle popolazioni stellari risolte, si riescono ad avere stime precise su:

• Distanza.
• Età.

→ Sono due cose difficili da fare in astrofisica per le galassie lontane, la stima dell’età è basata sul colore (che è dato dalle popolazioni stellari che costituiscono la galassia).

Cosa sono le popolazioni stellari risolte?

La risolvibilità di una popolazione dipende dagli strumenti che abbiamo a disposizione, dal potere risolutivo dei telescopi → le popolazioni stellari risolte di oggi sono molto più distanti di quelle di qualche decennio fa.

• Ammassi globulari in MW, Nube di Magellano e M31 (Andromeda).
• Ammassi aperti soprattutto nella MW.
• Galassie nane locali.

È chiaro che per risolvere le popolazioni stellari di M31 o di galassie nane occorrono telescopi spaziali (HST). Nella MW, bastano le osservazioni da terra.

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Ammassi globulari: fatti da stelle; nella nostra galassia sono tutti vecchi (10-12 miliardi di anni); sono nel bulge; sono caratterizzati da un unico episodio di formazione stellare (nate tutte insieme).

Ammassi aperti: sistemi stellari (gravitazionalmente legati) di qualche centinaio-migliaio di stelle; stelle tendenzialmente giovani; si osservano nel disco della nostra galassia.

2810 → Galassie nane: almeno stelle differenza fondamentale: SF multipla o addirittura in corso; caratterizzate da più episodi di formazione stellare che molto spesso è ancora in corso; sono contenuti in aloni di materia oscura (mentre non c’è evidenza di DM in ammassi globulari e aperti).

Noi ci occupiamo di ammassi globulari soprattutto perché contenendo, rispetto agli ammassi aperti, più stelle offrono più statistica → abbiamo più informazioni (il diagramma HR di un ammasso globulare è più definito di quello di un ammasso aperto → stimo età colore, ecc con più accuratezza). Il fatto che siano caratterizzati da un unico episodio di SF è un vantaggio perché ciò permette un confronto diretto con i modelli di evoluzione stellare. Nel caso di un sistema fatto da più generazioni di stelle, devo sommare più modelli di evoluzione.

Il fatto che gli ammassi globulari siano popolosi e densi fa sì che anche la dinamica all’interno degli ammassi sia fondamentale. Gli ammassi globulari sono delle Simple Star Population (SSP) e permettono il confronto con la teoria → sistemi più complessi possono essere descritti dalla composizione di più SSP.

→ Sono vecchi → hanno un’età pari a quella della galassia stessa → sono un tracciante della storia evolutiva della nostra galassia e in generale di tutte le galassie.

L’alta densità, invece, fa sì che le stelle non vivano come entità isolate ma evolvono a causa delle interazioni dinamiche tra le varie stelle che possono modificare il destino evolutivo della stella stessa → la dinamica influisce sull’evoluzione stellare (e viceversa).

Isocrone e tracce evolutive

Isocrona (Def.) = fotografia di un sistema stellare fatto ad un tempo fissato. Ad un dato tempo ho un’immagine, nel diagramma HR, di come è fatto il sistema stellare. Come appare un sistema stellare, ad un dato t, nel diagramma HR. Per sistema stellare si intende un insieme di stelle (milione, centinaia di migliaia) ciascuna avente una data massa e composizione chimica.

Come si ottiene un’isocrona?

Input: massa e composizione chimica (input del sistema di equazioni che descrivono il mio modello stellare).

Output: luminosità e temperatura effettiva delle singole stelle del sistema.

→ Questo produce nel diagramma HR un punto struttura stellare = punto nel diagramma HR che verifica le equazioni del modello della struttura stellare.

Ma questa struttura non è statica: evolve nel tempo. Data una certa massa e composizione chimica iniziale, traccia evolutiva: se le faccio evolvere nel tempo posso calcolare la cosiddetta risolvo il sistema di equazioni a passi temporali successivi (ad ogni step, inserisco nuovi parametri di massa e composizione chimica). Dove entra il tempo?

• Con il passare del tempo e il progredire delle reazioni termonucleari, cambia la composizione chimica locale e globale (se ci sono fenomeni di mixing).
• La variabile tempo incide anche nelle variazioni della struttura fisica del sistema (densità, temperatura, pressione) sempre a causa delle reazioni TN.

Quindi, in input ho massa e composizione chimica iniziale: ad ogni passo temporale avrò una nuova composizione chimica che, posta nel sistema di equazioni, mi permette di avere in output una luminosità e temperatura ad ogni istante di tempo considerato → nel diagramma HR ottengo una serie di punti traccia evolutiva: sequenza a fissata massa che mi esprime come, una data stella di data massa, evolve con l’evolvere del tempo → vedo le diverse fasi evolutive.

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Fasi evolutive

• MS (Main Sequence): bruciamento idrogeno nel core.
• SGB thick → (Sub Giant Branch): bruciamento di idrogeno nella shell; la stella si avvicina vicino la traccia di Hayashi.
• RGB thin → (Red Giant Branch): bruciamento di idrogeno nella shell; la stella corre parallelamente alla traccia di Hayashi fino all’ignizione di Elio nel core.
• 3α HB (Horizontal Branch): si accende il core di elio: + shell di idrogeno attiva attorno al core.
• AGB → (Asymptotic Giant Branch): bruciamento di idrogeno ed elio nelle shell alternato aumenta la luminosità e la stella si arrampica parallelamente alla traccia di Hayashi.

Questa nomenclatura è adeguata per le stelle di piccola massa, come il Sole.

Nelle stelle di grande/intermedia massa, la fase di SBG è detta “Herztsprung Gap” mentre la fase di bruciamento di elio nel core è chiamata:

• M > 2.2M - “Blue Loop” per ⊙
• 1.2 < M < 2.2M - “Helium Clump” ⊙

Come passare dalle tracce alle isocrone?

→ Ogni traccia: fisso la massa che varia nel tempo evoluzione temporale di una stessa struttura stellare.

Le isocrone: uniscono varie masse a tempo fissato. L’isocrona è una fotografia ad un certo tempo di un’intera popolazione stellare costituita da stelle di varie masse. Nel diagramma HR è una curva che connette punti di fissare età appartenenti a tracce di differenti masse.

→ ZAMS: isocrona al tempo 0 linea che unisce la posizione delle stelle di diverse masse alla stessa età.

Come trovare l’isocrona a 700 milioni di anni? linee tratteggiate: tracce evolutive; linea rossa continu linee tratteggiate: tracce.

Parto dall’osservare che il lifetime in MS di una stella di 2.4 M⊙ è di 550 Myr.

Quindi le stelle con M < 2.4M⊙, a 700 milioni di anni, saranno ancora sulla ZAMS, mentre le stelle con M > 2.4M⊙ saranno ormai uscite dalla ZAMS. Alle diverse masse vado a vedere la posizione delle stelle a 700 milioni di anni → unendole si ottiene l’isocrona corrispondente a tale età.

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Qual è l’effetto dell’età sulle isocrone a fissate metallicità? Indicatori di età.

• Il turn off (finisce il bruciamento di H nel core) è più brillante per le stelle giovani e diventa via via più debole all’aumentare dell’età della popolazione → diventa più freddo e meno luminoso all’aumentare dell’età: si sposta verso destra (temperatura minore) e verso il basso (luminosità minore).
• Anche l’estensione in temperatura cambia: una stella giovane per passare dal turn off al RGB copre un intervallo di temperatura molto ampio → la fase di SBG è molto grande: grande estensione di temperatura → all’aumentare dell’età SBG meno esteso in temperatura.
• Quanto è sviluppato l’RGB (estensione in luminosità): molto più corto nelle stelle giovani. RGB molto esteso indica un’età vecchia (RGB diventa sviluppato ed esteso solo dopo 1 Gyr).
• La luminosità HB (fase di bruciamento dell’He nel core) è molto maggiore nelle stelle di età giovane e da un certo punto in poi (età di 1 Gyr) rimane essenzialmente costante.

Caratteristiche principali delle isocrone alle diverse età

Popolazione stellare giovane:

• Lunga MS.
• Turn off ad “uncino”: massa al turn off di M_TO ∼ 4.5M⊙ → il core è convettivo, la thick shell per accendersi deve uscire dalla zona convettiva e la struttura si Blue loop → contrae turn off ad uncino TO ad uncino.
• RBG poco estes